Taevakehade füüsikalised omadused ning nende määramine (2)

Viimsi Keskkool

TAEVAKEHADE FÜÜSIKALISED OMADUSED JA NENDE MÄÄRAMINE

Referaat

Õpilane: Merily Viibur

Juhendaja: Alge Ilosaar

Viimsi 2010

Sisukord:

Viimsi Keskkool 1
TAEVAKEHADE FÜÜSIKALISED OMADUSED JA NENDE MÄÄRAMINE 1
Referaat 1
Õpilane: Merily Viibur 1
Juhendaja : Alge Ilosaar 1
Viimsi 2010 1
Sisukord: 2
Sissejuhatus 4
Planeedid 5
Massi määramine 5
Merkuur 5
Veenus 5
Maa 6
Marss 6
Jupiter 7
Saturn 7
Uraan 8
Neptuun 8
Pluto 8
Tähed 9
Tähtede kiirgus 9
Tähtede temperatuuri määramine 9
Tähe kiiruse mõõtmine 9
Tähtede värvus 10
Tähtede kaugus ja liikumine 10
Tähtede mass 10
Meie täht Päike 10
Peajada tähed 11
Päikesesüsteemi väikekehad 12
Asteroidid 12
Komeedid 12
Meteoorid 12
Meteoriidid 12
Galaktikad 13
Galaktikate tüübid 13
Kiiruse määramine 13
Värvus 13
Koostis 13
Linnutee 14
Kokkuvõte 15
Kasutatud kirjandus 16
Lisad 17
Taevakehade pilte 17
Linnutee 17
Asteroid 17
Meteoor 17
Uudiseid 18
Kosmosest leiti uus salapärane taevakeha 18
Kosmoseparaat mõõtis teadaolevalt suurimat komeeti 19
Päikese madal aktiivsus toob Euroopasse külmad talved 20

Sissejuhatus

Taevakehadeks on kõik need objektid, mida me Maalt taevasse vaadates näeme. Kõik neist pole looduslikud. Taevakehadeks on ka näiteks sputnikud ja satelliidid . Maale kõige lähim looduslik taevakeha on Kuu, kuid kõige kaugemat taevakeha pole veel teada. Meie õpime koolis tuntumaid taevakehasid, kuid see millised on nende füüsikalised omadused jääb tihti tagaplaanile, see on nende juures just kõige huvitavam. Kõigil taevakehadel on erinevad füüsikaselid omadused, mille järgi on võimalik neid eristada.

Planeedid

Massi määramine

Planeedi massi määramiseks peame teadma selle planeedi ühe kuu tiirlemisperioodi ja orbiidi suurt pooltelge (raadiust).Tiirlemisperioodi määramine on suhteliselt lihtne: mitlel ööl teleskoobiga kuud jälgides tuleb mõõta aeg, mis kuul kulub planeedi suhtes samasse asendisse tagasi jõudmiseks. Raadiuse mõõtmiseks tuleb määrata moment, millal kuu paistab planeedist kõige kaugemal ning mõõta planeedi ja kuu vaheline nurkkaugus kaaresekundites. Kui on teada planeedi kaugus Maast, saame arvutada ka kuu kauguse planeedist kilomeetrites.( 1.)

Merkuur

Merkuuri pind sarnaneb Kuu pinnaga. Pind on kaetud kraatritega, väikeplaneetide ja meteoorkehade löögijälgedega. Merkuuril leidub ka pikki seljandikke, mis arvatakse olevat tekkinud planeedi kokkutõmbumisest. Atmosfääri Merkuuril ei ole. Päikesekiirgus ja meteoorkehad langevad planeedi pinnale ilma mingi takistuseta. Merkuur pöörleb ümber oma telje aeglaset. Päev kestab seal kolm meie kuud, öö sama kaua. Keskpäeval on sooja 400 kraadi ja öösel langeb termomeetrinäit -200-le kraadile. Merkuuri sisemus koosneb raskmetallidest. Umbes poole tema ruumalast moodustavad raud ja nikkel . (1.) Merkuuri tuum on rauarikas ja on olemas magnetväli. ( 2.) See, et Merkuuril on magnetväli avastati „Mariner 10“ poolt. Merkuuri magnetväli on küllaltki väike, moodustades Maa magnetvälja tugevusest vaid ühe protsendi. Seni seostati magnetvälja olemasolu planeetide kiire pöörlemisega, kuid Merkuur pöörleb väga aeglaselt. On võimalik, et tema rauast tuum on püsimagnet. Teine hüpotees seletab Merkuuri magnetvälja teket päikesetuule mõjuga. (3.) Merkuuri läbimõõt on 4880 km, pöörlemisperioodiks on 59d. Merkuuri mass Maa suhtes on 0.055 ja planeedi tiheduseks on 5,42. ( 2.)

Veenus

Veenusel on paks atmosfäär, palju paksem kui Maal. Atmosfäärirõhk planeedi pinnal on sada korda suurem kui õhurõhk maapinna. See on sama suur nagu rõhk kilomeetri sügavusel veel all. Veenus on alaliselt kaetud paksude pilvedega. Pilvede all on olukord nagu kasvuhoones : päikesekiirgus läheb pilvedest läbi ja soojendab planeedi pinda, kuid soojuskiirgust pilvedest läbi ei lase ning planeet ei saa piisavalt jahtuda. Tulemuseks on kohutav kuumus. Veenuse temperatuur on umbes 500 kraadi. Veenusel võib kõikjal kohata vulkaanitegevuse jälgi. Veenuse pinna kujunemisel on vulkaanide osa suurem kui maapinnal.( 1.) Veenus pöörleb väga aeglaselt, et see aga toimub tiirlemisele vastassuunas , siis on päikeseööpeäv ( 117 päeva) pöörlemisperioodist lühem. Teleskoobist paistab Veenus küllalt suur ja väga hele. Lisaks tavalistele pildistamisele on venuse pinnaehitust uuritud ka radaritega. Veenuse läbimõõt on 12100 km ja mass maa suhtes on 0,815, tihedus on 5,25. ( 2.) Veenuse suur keskmine tihedus lubab oletada raud-nikkel tuuma olemasolu. Sellegipoolest pole planeedi magnetvälja õnnestunud avastada. Arvatavasti on magnetvälja puudumise põhjuseks aeglane pöörlemine. ( 3.)

Maa

Maa siseehitusest annavad teavet seismilised lained. Kui kusagil leiab aset maavärin, siis sellest tekkivad lained kulgevad läbi kogu maakera. Neid laineid registreeritakse mitmesuguste mõõteriistadega Maa paljudes kohtades. Lainete levimiskiiruse mõõtmisest saadakse andmeid Maa siseehituse ja tiheduse kohta. Maa keskel on suur rauast ja niklist tuum, mis on osaliselt vedelas olekus. Tuuma peal on nn. Vahevöö, kus kivimid aeglaselt nihkuvad. Selle tulemusena liigub ka vahevööle toetuv maakoor . Tähtsamad Maa pinda kujundavad tegurid on tuul, vesi, jää, meteoriidikraatrid ja vulkaanid . ( 1.) Maa läbimõõt on 12740 km ja massiks on 1 ning tihedus on 5,517. ( 2.) Maa atmosfäär sisaldab 78% lämastikku, 21% hapniku ja teisi gaase . Atmosfääri rõhk on Maal sada korda suurem kui Marsil. Maal toimub pidev suurte maakoore osade liikumine, mille käigus tekivad ja kaovad mäeahelikud, toimuvad maavärinad ja purskavad vulkaanid. ( 3.)

Marss

Marss on Maast palju väiksem.Marsil on hõre atmosfäär. Üksikasjalikumalt uuriti Marssi 1970. aastatel automaatjaamade Viking abil. Laskunud planeedi pinnale, pildistasid nad Marsi punakat kivikõrbe, tegid ilmavaatlusi. ( 1.) Marsi atmosfääri koosneb süsihappegaasist ja tasandid on kaetud kiviklibuga. Marsi läbimõõduks on 6800 km, mass Maa suhtes on 0,107 ja tihedus on 3,97. ( 2.) Raskusjõud on Marsil 2,7 korda väiksem kui Maal. Marsi magnetväli on Maa omast 600 korda nõrgem. Oma nõrkusest hoolimata kaitseb magnetväli üsna hästi Marsi pinda päikesetuule eest. Marsil on suhteliselt külm, kõigeim registreeritud temperatuur on vaid 20 kraadi, see-eest madalaim tervelt -140 kraadi. Marsi pinda on kujundanud meteoriitide pommitamine. Teine planeedi pinda kujundav faktor on tektooniline liikumine ja kolmas erosioon . Marsil võib kohata nii liiva- kui kivikõrbeid, kus kraatreid on väga harva. „Viking 1“ on leidnud Marsi pinnase proovist 12-15% rauda, 13-15% räni, 3-8% kaltsiumi, 2-7% alumiiniumi ja 2-5% titaani. Samuti avastati vettsisaldavakdraudoksiide, mis annavadki planeedile punaka värvuse. ( 3.)

Jupiter

Jupiteri näiva pinna moodustab ühtlaselt tihe pilvekiht . Sellest allapoole jääb aga umbes tuhande kilomeetri paksune atmosfäär. Jupiter peidab endas hiiglaslikku ookeani, mis aga ei sisalda vett, vaid koosneb vedelast vesinikust ja heeliumist. Selle sügavus on umbes 40 000 kilomeetrit ja tõenäoliselt alles selle põhjas on tahke pinnas. Üksikasjalikud uurimistulemused Jupiterist saadi 1979.aastal, kui planeedi lähedalt möödus kaks kosmosesondi Voyager . Muu hulgas avastati Jupiteri rõngas, mis koosneb 55 000 kilomeetri kaugusel ümber Jupiteri tiirlevatest tolmuosakestest. ( 1.) Jupiteri tiirlemisperioodiks on ligi 12 aastat. Planeedi näiva liikumise määrab ära põhiliselt Maa liikumine. Jupiter pöörleb kiiresti, pöörlemisperiood sõltub „geograafilisest laiusest“: ekvaatoril kestab ööpäev 9 tundi ja 50 minutit, poolustel aga viis minutit kauem. Kiire pöörlemise tõttu on planeet üsna lapik . Planeedil on tugev magnetväli, seega peab tal olema ka tahke tuum. Kosmosejaam Galileo on selgeks teinud, et vesinik moodustab 86% atmosfäärist. Jupiteri läbimõõt on 142 800 km, mass Maa suhtes on 318. ( 2.) Jupiteri tihedus leitakse pilvkattega piiratud ruumala järgi ja keskmiselt on see seal 1,34 vee tihedust . Raskusjõud on Jupiteril 2,5 korda suurem kui Maal. Kõige huvitavam objekt Jupiteri nähtaval pinnal on Suur Punane Laik. Esimesena märkas seda itaalia rahvusest Prantsuse astronoom Giovanni Cassini 1666.aastal. Jupiteri pilvede ülapiiril kõigub temperatuur -100 kuni -160 kraadini. Alla poole minnes kasvab temperatuur. ( 3.)

Saturn

Ainsana Päikesesüsteemi planeetidest on Saturni keskmine tihedus vee tihedusest väiksem. Saturni teatakse eelkõige tema rõngaste järgi. Need on õhukesed ja laiali ning paiknevad Saturni ekvaatori tasandis . ( 1.) Päikesesüsteemi planeetidest on Saturn kõige lapikum, mis on mõistetav, kuna väiksem tihedus tähendab ka nõrgemat raskusjõudu. Saturni tihedus on 0,71. Kosmoseaparaatide abiga on mõõdetud Saturni magnetvälja ning põhjalikult uuritud rõngaste strukruuri. Planeedi enda kohta on vähe andmeid, kuid matemaatilised mudelid näitavad, et planeedil peab olema tahke tuum. Saturni heleda rõnga laius on 65 000 km ja koosneb kolmest osast. Saturni mass Maa suhtes on 95,1 ja läbmõõt on planeedil 120 000 km. ( 2.) Saturni kõige levinum element on vesinik 87-90%, lisanditeks on ammoniaak , metaan , etaan , vesi, atsetüleen ja fosfiin. Tuule kiirus ulatub Saturnil 500 kilomeetrini tunnis. Pilvede ülemisel piiril on õhutemperatuur -175 kraadi. Ülemised pilved on metaanist ja ammoniaagist, alumised arvatavasti jääkristallidest, sest sügavamale minnes kasvab nii rõhk kui ka temperatuur. ( 3.)

Uraan

Uraani katab valge paks udu, mistõttu planeedi piirjooned on hägusad.(1.) Voyageri fotode järgi on tema atmosfääris pilvevöödid ja tumedamad laigud, ka Uraanil on üheksast kitsast rõngast koosnev rõngaste süsteem. Planeet pöörleb tiirlemissuunale vastassuunas. Uraani pöörlemisperioodi määramine on püsivate detailide puudumise tõttu raske ülesanne, selle väärtuseks on eri aegadel pakutud 10 kuni 16 tundi. Praegusaegne väärtus 17,2 tundi vastab magnetvälja muutlikkusele ning kirjeldab tahke tuuma pöörlemist. Uraani läbimõõduks on 51 800 km, massiks Maa suhtes 14,5. Planeedi tihedus on 1,27. ( 2.) Pilvede omavahelised kiirused on suurusjärgus 100 m/s ja nad liiguvad planeedi pöörlemisega samas suunas. Jupiteri ülakihis on temperatuur umbes -200 kraadi ja temperauur on enamvähem ühesugune ekvaatorist poolusteni. „ Voyager 2“ tehtud mõõtmistulemused kinnitasid magnetvälja olemasolu Uraanil. ( 3.)

Neptuun

Mõõtmetelt on ta väga lähedane Uraanile: läbimõõt 0,98, mass 1,2, tihedus 1,3 Uraani omast. Sarnane on ka välimus. Ka selle planeedi täpne pöörlemisperiood on leitud magnetvälja kaudu ning selleks on 15h 19m. ( 2.)

Pluto

Planeedi mass õnnestus määrata 1970.aastate lõpul, kui avastati Pluuto kuu Charon . Charoni tiirlemisperioodi järgi selgus, et Pluto mass moodustav vaid kaks tuhandikku Maa massist. Pluto läbimõõt määrati 1918.aastate lõpul, mil Maalt vaadatuna Pluuta ja Charon teineteist kordamööta varjutasid. Läbimõõduks saadi umbes 2200 kilomeetrit. Pluto juurde ei ole veel lennanud ükski kosmoserakett ja nii ei tea me selle planeedi pinnast midagi. ( 1.) Pluto tihedus on 2. ( 2.) Plutolt on leitud metaani ja planeedi pinna temperatuur on -230 kraadi, seega esineb metaan seal jää kujul. ( 3.)

Tähed

Tähtede kiirgus

Tähe temperatuuri saab määrata, kui uurida tähest väljuvat kiirgust. Astronoomid püüavad tähtede kiirgust uurida võimalikult üksikasjalikult, et saada tähtedest rohkem teada. Selles salapolitseiniku tööd meenutavas tegevuses on oluliseks võtteks tähtede vaatlemine erinevatel lainepikkustel: tehakse kindlaks, millises lainepikkuses kiirgab täht tugevamini, millises nõrgemini. Kõigi tähtede lainepikkus jaotub eri lainepikkusteks üldjoontes samamoodi. Füüsikud nimetavad niisugust jaotust Plancki kiirgusseaduseks.Sada aastat tagasi avastas tuntud füüsik Max Planck , et selliselt kiirgavad nn.absoluutselt mustad kehad, kõiki lainepikkuseid neelavad ja kiirgavad vaid ideaalsed kiirgusallikad .Tähed ei ole täiesti ideaalsed kiirgusallikad, kuid nad on ideaalsele lähedased ja nende uurimisel annab võrdlus Plancki kiirgusseadusega tõepäraseid tulemusi.( 1.)

Tähtede temperatuuri määramine

Tähe temperatuuri ei ole võimalik kohapeal mõõta. Tähtede temperatuuri määratakse nende kiirguse jaotuse järgi. Varsti pärast Plancki kiirgusseaduse avastamist mõisteti, et jaotuskõvera kuju sõltub vaid ühest suurusest - temperatuurist. Pole mingit tähtsust, millest kiirgav keha koosneb või kui suur on see keha. Väga kuumade kehade jaotuskõver meenutab järskude nõlvadega kõrget mäge ja paikseb see palju lühematel lainepikkustel kui Päikese kõver. Päikesest madalama temperatuuriga kehade jaotuskõver on madal ja laugjas nind paikneb Päikese kõvera pikilainelisel osal. Temperatuur on jaotuskõvera maksimumi järgi kergesti määratav. Tähe temperatuuri ja kiirgusmaksimumi lainepikkuse vahel on lihtne seos, nn Wieni nihkeseadus. Niisiis tähe temperatuuri mõõtmiseks tuleks uurida tähe kiirgust võimalikult suures lainepikkuste vahemikus ja määrata koht, kus tähe kiirgus on kõige tugevam. ( 1.)

Tähe kiiruse mõõtmine

Tähe kiiruse määramiseks mõõdame mingi spektrijoone puna- või sininihke. Laboris mõõdetud vesiniku alfajoone lainepikkus on 656,3 nm. Kui mingi tähe spektris mõõdetakse alfajoone lainepikkuseks näiteks 656,7 nm, on nihe 0,4 nm. Tähe kiiruse leiame valemist kiirus = valguse kiirus x (nihe/ labori lainepikkus). Spektrist saame teada vaid vaatlejasihilise kiiruse, mis on suunatud vaatleja poole või vaatlejast eemale. Et arvutada tähe tegelikku kiirust ruumis, peame teadma veel vaatekiirega risti suunatud kiirust. See nn.omaliikumise kiirus mõõdetakse taevasfääril tähe aeglasest nihkumisest teiste, võimalikult kaugete tähtede suhtes. Tõelise ruumikiiruse määramiseks peame teadma ka tähe kaugust. ( 1.)

Tähtede värvus

Palja silmaga vaadates võib märgata, et tähed on värvilised. Tähtede täpsem värvus määratakse spektrist. Kui täht kiirgab palju sinist valgust, siis paistab ta silmaga vaadates sinakas , nagu näeme peamiselt punakat valgust kiirgavat tähte punakana, seega tähe värvuse määrab tema temperatuur. ( 1.) Selliseid spektrite järgi värvuse mõõtmisi saab teha ka fotomeetri ette paigutatavate valgusfiltrite abiga.( 2.)

Tähtede kaugus ja liikumine

Teleskoopide ja nende juurde kuuluva täppistehnika abil saame määrata tähe täpse asukoha taevavõlvil ning jälgida selle muutumist. Esiteks märkame parallaktilist liikumist, selle käigus jõuab täht aasta möödudes endisse asukohta , kujutades taevas ellipsi läbimõõduga murdosa kaaresekundis. Selle liikumise põhjuseks on Maa liikumine orbiidil; mõõtes teleskoobi abil parallaksi, saame määrata tähe kauguse. Aastatepikkune mõõtmine näitab, et osa tähti muudab oma asukohta ka jäädavalt. Seda liikumist nimetadakse omaliikumiseks ja ta kajastab tähtede tõelist ruumilist liikumist. Suurim omaliikumine on Barnard’i tähel Maokandja tähtkujus 10,3’’ aastas. Tähe tegeliku ruumkiiruse saab leida, kui on teada tähe kaugus ning vaatesuunaline kiirus. Viimast saab määrata spektrijoonte nihke järgi. Sellisel moel on määratud paljude tähtede kiirused Päikese suhtes, enamik neist on alla 100 km/s. Barnard’i täht on üks kiiremaid, tema ruumkiirus on 140 km/s. ( 2.)

Tähtede mass

Kõige raskem on määrata tähtede massi. Õigem oleks öelda, et ainuüksi kiirgust analüüsides ei saagi tähe massi leida. Võimalik on see vaid juhtudel, kui tähel on kaaslane . Siis leiame massi Newtoni gravitatsiooniseaduse abil, lähtudes tähtede omavahelisest liikumisest . On ka kaudseid meetodeid massi hindamiseks, need aga on seotud juba teatud füüsikaliste eeldustega. Tähti mille mass oleks üle 10 korra väiksem või üle 50 korra suurem Päikese omast, on vähe. Et tähe ruumala on võrdne raadiuse kuubiga, peab täheaine tihedus varieeruma väga suurtes piirides, ulatudes mõnest grammist kuupmeetri kohta hiidtähtedes kuni miljonite tonnideni valgetes kääbustes. ( 2.)

Meie täht Päike

Täht toodab oma valguse ise. Tähe keskosas töötab võimas aatomijõujaam, millest vabanev energia kuumutab tähe sedavõrd, et tema pinnalt vabaneb palju valgust, soojust ja ultraviolettkiirgust. Päike koosneb looduse kõige kergematest gaasidest. Üle 70% Päikese massist moodustab vesinik, heeliumi on rohkem kui 25%. Päikese keskmes on temperatuur 15 miljonit kraadi ja rõhk üle saja miljardi korra suurem õhurõhust maapinnal. Niisugustes tingimustes hakkavad toimuma tuumareaktsioonid . Päikese pinnale tõusvad kuuma gaasi mullid paistavad teleskoobis teradena. Peale kiirguse lendab Päikese pinnalt kosmosesse pidev elementaarosakeste voog , päikesetuul. Päikese magnetväli muutub nähtavaks päikeselaikude ümbruses.( 1.) Tema nurkläbimõõt on 32 kaareminutit, mis vastab 1,4 miljonile kilomeetrile. Päikese mass on 1.99 x 1030kg ja ta kiirgab energiat koguvõimsusega 3,9 x 1026W. Tema pinna temperatuur on 5800 K. Päike liigub orbiidil kiirusega 230 km/s. ( 2.) Päikese raadius on 7 x 108 m. ( 3.)

Peajada tähed

Peajada tähed on tavalised parimas meheeas olevad tähed, mille tuumajaamad töötavad täisvõimsusel. Osa neist on võrdlemisi noored, osa vanad, kuid neis kõigis on veel piisavalt kütust ehk vesinikku.Kõige tähtsam omadus, mille poolest peajada tähed üksteisest erinevad on mass. Kõige väiksemate tähtede mass on veidi alla kümnendiku Päikese massist. Väikesed tähed on suhteliselt magala temperatuuriga, punased ja haruldaselt pikaealised, sest põletavad oma kütust säästlikult. ( 1.)

Päikesesüsteemi väikekehad

Asteroidid

Rohkem kui sada kilomeetrit on läbimõõt 250 asteroidil. Kujult on nad enamasti ebakorrapärased, orbiidid on valdavalt ringikujulised, esineb ka piklikke ja tasandist väljuvaid orbiite . Asteroidide kogumassiks hinnatakse 0,0015 Maa massi. ( 2.) Tähesarnasena paistvate asteroidede läbimõõtu, erinevalt planeetidest pole võimalik teleskoobist otseselt näha ega mõõta. Seda on võimalik teha näiteks fotomeetrilisel teel. ( 3.)

Komeedid

Komeedid ilmuvad enamasti ootamatult paistes teleskoobis ebakorrapärase liikuva udulaiguna, mis Päikesele lähenedes kasvab „sabatäheks“- heleda uduse pea ning nõrgeneva sabada moodustiseks. Hele komeet on näiv- mõõtmetelt suurem Kuust ja torkab tähistaevas hästi silma, paraku ilmub sellised aga harva. Komeeti ennast on nähtud vaid ühel korral- 1986.aastal, kui kosmosejaamad Vega ja Giotto pildistasid Halley komeedi tuuma. Isegi see hiidkomeet osutus vaid umbes kümbekilomeetrise läbimõõduga piklikuks üsna tumedaks kehaks. Komeedist eralduvate gaaside spektri järgi koosnevad nad veest ja vähemal määral on süsinikku, hapnikku ja teisi kergemaid elemente.( 2.) Komeedi saba osakestele mõjub tõukejõud, mis on tingitud valgusrõhust ja päikesetuulest. Üldlevinud tõekspidamiste järgi on komeedid Päikesesüsteemi tootmisjäägid. Teiste sõnadega: nad on moodustunud samast gaasi-ja tolmupilvest, millest Päike ja planeedid. ( 3.)

Meteoorid

Meteoori massi võib hinnata liikumiskiiruse ja jälje heleduse järgi, tavaliselt on see vaid murdosa grammist. ( 2.) 1996.aasta märtsukuu „ Nature “ andmeil on Uus- Meremaal paiknev radarsüsteem AMOR mõõtnud juba 350 000 meteoori trajektoorid ja leidnud neist 14% kiiruse üle 43 km/s. Meteoorkehade tihedus voolus on äärmiselt ebaühtlane. ( 3.)

Meteoriidid

Meteoriitide ainest moodustavad üle 90% raud, hapnik, räni ja mangaan, vähemal määral sisaldavad nad niklit , väävlit, alumiiniumi ja kaltsiumi. ( 2.) Eri paikadesse langenud meteoriidid jagatakse ühise tunnusjoone järgi kivi-, raud-ja kiviraudmeteoriitideks. Meteoriidid on suure raua sisalduse tõttu magnetilised . Tavaliselt on meteoriidid kildja kujuga. Neil on hästi märgatavad tasandunud pinnad ehk tahud. Meteoriitide vanust saab määrata isotoopgeokeemia meetodiga. ( 3.)

Galaktikad

Galaktikate tüübid

Kuju järgi võib eristada kolme põhitüüpi - elliptilisi, spiraalseid ja korrapäratuid galaktikaid . See klassifikatsioon loodi 1926.aastal E. Hubble’i pool. lliptilised galaktikad on ümmarguse või pikliku kujuga, nende heledus väheneb ühtlaselt serva suunas. Spiraalsed galaktikad võivad olla väga erinevad alates korrapärastest kaheharulistest spiraalidest kuni kitsa, keskelt pisut paksema „värtnani“. Kõige ilmekamaks detailiks nende juures on kaks või rohkem spiraalharu , mis koosnevad heledatest tähtedest ja täheparvedest. Spiraalharude siseküljel on tumedad tolmuribad. Kolmas klass varbspiraalsed galaktikad on põhijoontes sarnane tavaliste spiraalidega. Ainsaks ja otsustavaks erinevuseks nende kahe klassi vahel on tuuma ja spiraali ühendav sirge, harudest tavaliselt tuhmim, samuti tolmuribasid sisaldav moodustis . ( 2.)

Kiiruse määramine

Galaktikate suhteliselt suured mõõtmed lubavad uurida lisaks galaktika kui terviku liikumisele ka sisemisi liikumisi . Piisava lahutusvõime korral saame määrata üksikute tähtede kiirusi, tavaliselt jääb spektroskoobi pilgu määratud vaatlusalasse palju tähti. Kõik need kiirgavad samu spektrijooni, mis vastavalt iga tähe liikumisele on nihkunud lühema või pikame lainepikkuse suunas. Kui tähtede liikumine galaktikas on kaootiline, tekib laienenud joon, kui aga on tegu süstemaatiliste liikumistega nagu näiteks pöörlemine, on ka spektrijooned nihkunud kindlas suunas. ( 2.)

Värvus

Galaktikate värv on kollakasvalge, mis vastab G-klassi spektrile. Täpsem mõõtmine näitab, et elliptilised galaktikad ning spiraalgalaktikate paksenenud keskosad on pisut punakamad, spiraalharud ja korrapäratud galaktikad aga sinakamad. ( 2.)

Koostis

Lisaks tähtedele on galaktikates üsna suurtes kodustes gaasi ja tolmu. Spiraalsed , verbspiraalsed ja korrapäratud galaktikad sisaldavad gaase ja tolmu, millest tekib uusi tähti. Elliptilistes galaktikates gaas ja tolm tavaliselt puuduvad. ( 2.)

Linnutee

Teleskoobiga vaadeldes selgub , et Linnutee koosneb lugematust arvust tähtedest. Linnuteena paistev Galaktika on üks suur täheketas läbimõõduga 100 000 valgusaastat. Galaktika kogumass võib küündida isegi tuhande miljardi Päikese massini. Galaktika tähed moodustavad võrdlemisi õhukese ketta . Vaid Galaktika keskel on paksend, tuuma ümbritsev kerakujuline täheparv. Galaktika keskmes on palju gaasi, mis liigub suure kiirusega erinevates suundades ja seda kinnitavad raadioteleskoobid. Infrapunateleskoobid näitavad, et seal on suur ja tihe täheparv. Täpselt täheparve keskel on tähed aga varisenud kokku Galaktika tuumaks, suureks mustaks auguks massiga umbes miljon Päikese massist. ( 1.) Linnuteed on nõrgalt helenduvad ja neid on vast meist igaüks tähele pannud pimedal sügisööl. ( 2.)

Kokkuvõte

Taevas on palju erinevaid kehasid millest mina ennem eriti ei teadnud , näiteks väga huvitavad olid galaktikad. Päikesesüsteemi planeetidest ma olin varam ühteist õppinud, kuid sain ka palju uut teada. Taevakehade füüsikalisi omadusi on väga raske määrata ning paljudest asjadest ka raske aru saada. Kosmoses on veel palju asju, mida uurida ning ma arvan, et töö seal ei lõppe iial.

Kasutatud kirjandus

Oja, H. 2001. Põhjanael. Valgus, Tallinn

Jaaniste, J. 1999. Füüsika XII klassile. Koolibri, Tallinn

Veskimäe, R. 1997. Universum . Tallinna Raamatutrükikoda, Tallinn

URL= http://forte.delfi.ee/news/teadus/kosmosest-leiti-uus-salaparane-taevakeha.d?id=30541069

URL= http://forte.delfi.ee/news/teadus/kosmoseparaat-mootis-teadaolevalt-suurimat-komeeti.d?id=30517389

URL= http://forte.delfi.ee/news/teadus/paikese-madal-aktiivsus-toob-euroopasse-kulmad-talved.d?id=30453609

URL= http://www.ahhaa.ee/v3/photos/original/Planeedid.gif

URL= http://paber.ekspress.ee/fotodb/F24A51EADB430EFDC225751B004A32EB?open&json=1

URL= http://scrapetv.com/News/News%20Pages/Science/Images/asteroid-collision-2.jpg

URL= http://img.vandaag.be/tmp/450/350/r/articles/200910140810-1_heldere-meteoor-spat-uiteen-boven-nederland.jpg

Lisad

Taevakehade pilte

( 7.)

Linnutee

( 8.)

Asteroid

( 9.)

Meteoor

( 10.)

Uudiseid

Kosmosest leiti uus salapärane taevakeha

AFP/ Scanpix
Kosmosest hiljuti avastatud imelik ja salapärane objekt võib olla seni kohatud „mikrokvasareist“ — universumi eredaimate objektide miniatuursetest versioonidest — kõige eredam ja pikaealisem.
Taevakeha hakkas mullu raadiolaineid välja pumpama suhteliselt lähedal, pelgalt kümne miljoni valgusaasta kaugusel asuvas galaktikas M82. Objekti avastamisest teatati teisipäeval, vahendab Space .com.
„2009. aasta mais lagedale ilmunud objekt on meid kukalt kratsima pannid — midagi päris samasugust ei ole me kunagi varem kohanud,” selgitab Inglismaa Manchesteri ülikooli Jodrell Banki observatooriumi raadioastronoom Tom Muxlow.
M82 on „tähevabrik“ — selline galaktika, mis vorbib metsikul kiirusel uusi tähti. Suurem osa sel moel tekkinud tähtedest sureb röögatutest plahvatustes. M82-s ilmnevad supernoovad enam-vähem iga 20-30 aasta tagant. Siiski on tolles galaktikas tekkinud supernoovadel seni olnud kombeks mitme nädala vältel raadiolainepikkustel eredamaks muutuda ning järgmiste kuude jooksul aeglaselt hääbuda.
Uus salapärane taevakeha ilmus aga väga äkiliselt paari päeva jooksul ning pole isegi ligi aasta hiljem ilmutanud ühtegi märki vaibumisest. „Tõtt-öelda on see isegi veidi eredamaks muutunud,” nendib Muxlow.
Kvasareid leitakse enamasti galaktikate keskmetest ja need sisaldavad üliraskeid musti auke. Kvasarite läbimõõt ei ületa reeglina valgusaastat või paari, kuid need on tuhandeid kordi eredamad tervest galaktikast, mistõttu paistavad kvasarid kätte enam kui kümne miljardi valgusaasta kauguselt . Nende energia arvatakse pärinevat teooriate kohaselt enamiku galaktikate keskmes asuvates ülirasketes mustades aukudes kiiresti spiraalis liikuvast ainest.
Uus taevakeha näib aga paiknevat M82 südamest umbes saja valgusaasta kaugusel ehk märksa kaugemal kui lubaks hüpotees seosest galaktika tuumaga .
Nagu suured kvasarid, töötavad ka mikrokvasarid mustadesse aukudesse spiraalis liikuva aine baasil.
M82-st avastatud objekt on aga kümme korda eredam ning on kestnud kauem ühestki seni nähtud mikrokvasarist, mis tavaliselt saavutavad eredustipu mõne päeva või nädalaga.
„Me arvame, et asjasse võib olla segatud massiivne must auk, aga me ei mõista täpselt, kust pärineb selle jaoks vajalik kütus,” tunnistab Muxlow. ( 4.)

Kosmoseparaat mõõtis teadaolevalt suurimat komeeti

Komeet McNaught . Foto: ESA/ NASA
Briti teadlased on leidnud komeedi, mis kandideerib suurima seni mõõdetud komeedi tiitlile.
Seekord ei kasutanud teadlased traditsioonilist komeedi saba pikkuse mõõtmisel põhinevat tehnikat, vaid ESA/NASA ühise kosmoseaparaadi Ulysses kogutud magnetomeetrilisi andmeid, vahendab Novaator ScienceDaily uudist.
Komeedi tuumast väljapaiskunud ioniseeritud gaasid põrkavad kokku päikesetuule ehk Päikeselt lähtuvate laetud osakestega ning pidurdavad neid oluliselt. Seeläbi tekib komeeti ümbritsev lööklaine, mida kasutatigi komeedi suuruse hindamiseks.
2007. aasta jaanuaris ja veebruaris lõikus Ulyssese teekond juhuslikult komeedi C/2006 P1 McNaughti sabaga . Varem on Ulysses kohtunud ka Hyakutake komeediga (seni pikima mõõdetud sabaga komeet) 1996. aastal. Peamiselt Päikese uurimiseks mõeldud kosmoseaparaadi missioon algas 1990. aastal.
McNaught on viimase 40 aasta heledaim komeet ning oli lõunapoolkeral selgelt nähtav ka päevavalguses. Komeedi saba suurimaks pikkuseks mõõdeti 2007. aasta algul 35 kraadi.
Kui Ulysses McNaughti sabast läbi sõitis, asus komeedi tuum juba kaugusel, mis võrdub pooleteise Maa ja Päikese vahemaaga. Seega on komeedi saba palju pikem, kui võis eeldada Maa pealt 2007. aastal teostatud vaatluste põhjal.
„Ulyssesel kulus Hyakutake sabast läbilendamiseks kõigest kaks ja pool päeva, McNaughti saba läbimine võttis aga aega lausa 18 päeva. Seega on McNaughti komeet päikesetuulele väga suureks takistuseks,” ütleb Geraint Jones Londoni ülikoolist.
McNaughti suurusest annab aimu võrdlus teiste kosmoseaparaatide ja komeedisabade kohtumistega. Kosmoseaparaat Giotto kohtus 1992. aastal komeediga Grigg-Skjellerup ning läbis selle saba kõigest poole tunniga. Komeet Halley sabast mõjutatud piirkonna läbimiseks kulus tal samuti vaid mõni tund.
Siiski tuleb antud juhul tähele panna, et komeedi suuruse all ei peeta antud juhul silmas otseselt komeedi tuuma mõõtmeid. Komeedi mõju ümbritsevale päikesetuulele sõltub komeedist ühes ajaühikus väljapaiskuva aine kogusest. „Saame öelda vaid seda, et McNaughti tuumast eraldus gaase suuremas koguses kui Hyakutake tuumast,” ütleb Jones. ( 5.)

Päikese madal aktiivsus toob Euroopasse külmad talved

AP/Scanpix
350 aasta jooksul kogutud andmed näitavad seost Päikese madala aktiivsuse ja külmade talvede vahel.
Päikeseplekkide aktiivsuslohud seonduvad muudatustega atmosfääri ülekihtides tormlevate tuulte karakteristikutes, mis toovad Põhja-Euroopas kaasa ebatavaliselt külmi talvi , selgub vastsest uurimusest, vahendab Nature News.
Ajakirjas Environmental Research Letters äsja avaldatud uurimuse raames analüüsiti Inglismaa keskosas 1659. aastast alates 350 aasta jooksul talletatud andmeid ning võrreldi neid astronoomiliste päikesepleki-vaatlustega. Ühendkuningriigi Readingi ülikooli kosmosekeskkonnafüüsiku Mike Lockwoodi juhitud töörühm leidis pärast tulemuste kohandamist ülemaailmse kliimamuutuse teguritega, et Päikese madala aktiivsuse aastatel kaldusid talved Euroopas olema 0,5 kraadi keskmisest külmemad,
Professor Lockwoodi sõnul on taoline mõju sedavõrd hoomatav, et 2009. aasta talv osutus külmakraadide osas viimase 350 aasta 18-daks, ehkki maailmas üldiselt olid temperatuurid kuumuselt viiendal kohal ajaloos. “Tegemist on väga hoolika statistilise analüüsiga, mida ei saa öelda kõigi antud valdkonda puudutavate teadustööde kohta,” osutab Imperial College Londoni atmosfäärifüüsik Joanna Haigh. Seni pole aga päris selge, kuidas muudatused Päikese aktiivsuses täpselt ilmastikku mõjutavad.
Lockwoodi väitel on taoline muster seotud ultraviolettvalguse mõjuga Maa stratosfäärile, mis asub maapinnast 20 - 50 km kõrgusel. Päikese UV-valguse neelab stratosfääri osoonikiht, mis kaitseb planeedi pinda, kuid soojendab sama protsessi käigus atmosfääri. Kõige hoomatavam on see efekt troopikas, kus päiksevalgus on kõige tugevam, ning temperatuurigradiendid määravad seega atmosfääri ülakihtides puhuvate tuulte, muu hulgas ka kummalgi poolkeral puhuvate õhuhoovuste (ing jet stream ) suunda ja tugevust.
“Suhteliselt lihtsad mudelid on näidanud, et ekvatoriaalse stratosfääri soojendamine võib õhuhoovuseid veidi lahku suruda,” kinnitab Lockwood. Samamoodi lubab stratosfääri jahutamine — näiteks Päikese madala aktiivsuse perioodidel  — õhuhoovustel ekvaatorile lähemale nihkuda. See paistab tema sõnul Euroopa ilma suurel määral mõjutavat, kuna põhjapoolkera õhuhoovus takistab Atlandi ookeani sooja mereõhu jõudmist mandrile. See omakorda avab rohelise tee Venemaalt ja Põhjamandrilt puhuvatele külmadele kirdetuultele.
Siiski võib Euroopas jahe ilm jätkuda ka lähiajal. “Paaril viimasel kümnendil on Päike olnud ebatavaliselt aktiivne. See aktiivsus taandub praegu keskmise või isegi madala taseme poole,” ütleb ta. Samas rõhutab ta, et parim moodus pikaajalise tendentsi hindamiseks ei ole lihtsalt päikeseplekkide loendamine . Selle asemel tuleks tähelepanu pöörata muudetustele Päikese üldises magnetväljas, mis on liikumapanevaks jõuks protuberantside taga ja tekitab ka tugevama UV-kiirguse purskeid.
“Iga päikesepleki-miinimumi ajal pühitakse Päike plekkidest peaaegu täiesti puhtaks, mis jätab mulje, nagu korduks umbes iga 11 aasta tagant ühesugune madala aktiivsuse olek,” ütleb ta. “Päikese magnetväli näitab aga, et see ei vasta tõele. Päikeseplekkide miinimumi ajal aset leidnud päikesepursete tugevus võib olla väga varieeruv .”
USA mereväe uurimislabori päikese-ja-maateaduste spetsialist Judith Lean aga Lockwoodiga ei nõustu. “Ma ei usu, et kiirgus on praegu madalam kui varasemate miinimumide ajal,” rõhutab ta, lisades, et juba ongi alanud Päikese aktiivsuse järgmine tsükkel. ( 6.)